Sismología coronal - Coronal seismology

La sismología coronal es una técnica de estudio del plasma de la corona solar con el uso de ondas y oscilaciones magnetohidrodinámicas (MHD) . La magnetohidrodinámica estudia la dinámica de los fluidos conductores de electricidad ; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Propiedades observadas de las ondas (por ejemplo , período , longitud de onda , amplitud , firmas temporales y espaciales (¿cuál es la forma de la perturbación de la onda?), Escenarios característicos de la evolución de la onda (¿está amortiguada la onda?), Combinados con un modelo teórico de la Los fenómenos ondulatorios ( relaciones de dispersión , ecuaciones evolutivas, etc.), pueden reflejar parámetros físicos de la corona que no son accesibles in situ, como la intensidad del campo magnético coronal y la velocidad de Alfvén y los coeficientes de disipación coronal . Originalmente, el método de sismología coronal MHD fue sugerido por Y. Uchida en 1970 para propagar ondas, y B. Roberts et al. en 1984 para ondas estacionarias, pero no se aplicó prácticamente hasta finales de los 90 debido a la falta de la resolución observacional necesaria. Filosóficamente, la sismología coronal es similar a de la Tierra sismología , heliosismología y MHD espectroscopia de los dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, las ondas de diversos tipos se utilizan para sondear un medio.

El fundamento teórico de la sismología coronal es la relación de dispersión de los modos MHD de un cilindro de plasma: una estructura de plasma que no es uniforme en la dirección transversal y se extiende a lo largo del campo magnético. Este modelo funciona bien para la descripción de una serie de estructuras plasmáticas observadas en la corona solar: por ejemplo , bucles coronales , fibrillas de prominencia, penachos, varios filamentos. Tal estructura actúa como una guía de ondas de ondas MHD.

Esta discusión está adaptada de Nakariakov y Verwichte (2009).

Tipos de ondas magnetohidrodinámicas

Hay varios tipos distintos de modos MHD que tienen propiedades de dispersión , polarización y propagación bastante diferentes :

• VUELTA (o transversal ) modos, que son oblicua magneto rápido (también conocido como ondas magnetosonic ) guiada por la estructura de plasma; el modo provoca el desplazamiento del eje de la estructura del plasma. Estos modos son débilmente comprimibles , pero, no obstante, podrían observarse con instrumentos de formación de imágenes como desplazamientos periódicos de pie o propagación de estructuras coronales, por ejemplo, asas coronales . La frecuencia de los modos transversales o "torcidos" viene dada por la siguiente expresión:

${\ Displaystyle \ omega _ {K} = {\ sqrt {\ frac {2k_ {z} B ^ {2}} {\ mu (\ rho _ {i} + \ rho _ {e})}}}}$

Para los modos de torsión, el parámetro el número de onda azimutal en un modelo cilíndrico de un bucle es igual a 1, lo que significa que el cilindro se balancea con extremos fijos. ${\ Displaystyle m}$

• Modos de salchicha, que también son ondas magnetoacústicas rápidas oblicuas guiadas por la estructura del plasma; el modo provoca expansiones y contracciones de la estructura del plasma, pero no desplaza su eje. Estos modos son comprimibles y provocan una variación significativa del valor absoluto del campo magnético en la estructura oscilante. La frecuencia de los modos de salchicha viene dada por la siguiente expresión:

${\ Displaystyle \ omega _ {S} = {\ sqrt {\ frac {k_ {z} ^ {2} B ^ {2}} {\ mu \ rho _ {e}}}}}$

Para los modos de salchicha, el parámetro es igual a 0; esto se interpretaría como una "inhalación" y exhalación, nuevamente con puntos finales fijos. ${\ Displaystyle m}$

• Modos longitudinales (o lentos o acústicos ), que son ondas magnetoacústicas lentas que se propagan principalmente a lo largo del campo magnético en la estructura del plasma; estos modos son esencialmente comprimibles. La perturbación del campo magnético en estos modos es insignificante. La frecuencia de los modos lentos viene dada por la siguiente expresión:

${\ Displaystyle \ omega _ {L} = {\ sqrt {k_ {z} ^ {2} \ left ({\ frac {C_ {s} ^ {2} C_ {A} ^ {2}} {C_ {s } ^ {2} + C_ {A} ^ {2}}} \ right)}}}$

Donde definimos como la velocidad del sonido y como la velocidad de Alfvén . ${\ Displaystyle C_ {s}}$${\ Displaystyle C_ {A}}$

• Los modos de torsión ( Alfvén o torsión) son perturbaciones transversales incompresibles del campo magnético a lo largo de ciertas superficies magnéticas individuales. A diferencia de los modos de torsión, los modos de torsión no se pueden observar con instrumentos de imagen, ya que no provocan el desplazamiento ni del eje de la estructura ni de su límite.

${\ Displaystyle \ omega _ {A} = {\ sqrt {\ frac {k_ {z} ^ {2} B ^ {2}} {\ mu \ rho _ {i}}}}}$

Observaciones

Los fenómenos ondulatorios y oscilatorios se observan en el plasma caliente de la corona principalmente en EUV, bandas ópticas y de microondas con una serie de instrumentos espaciales y terrestres, por ejemplo, el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO), la Región de Transición y el Explorador Coronal (TRACE ), el Radioheliógrafo de Nobeyama (NoRH, ver el radioobservatorio de Nobeyama ). Fenomenológicamente, los investigadores distinguen entre ondas comprimibles en columnas polares y en patas de grandes bucles coronales , oscilaciones transversales de bucles generadas por destellos, oscilaciones acústicas de bucles, propagación de ondas de torsión en bucles y en estructuras sobre arcadas (una arcada es una colección cercana de bucles en una estructura cilíndrica, ver imagen a la derecha), oscilaciones de salchicha de bucles abocinados y oscilaciones de prominencias y fibrillas (ver prominencia solar ), y esta lista se actualiza continuamente.

La sismología coronal es uno de los objetivos del instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) en la misión Solar Dynamics Observatory (SDO).

Una misión para enviar una nave espacial a tan solo 9 radios solares del sol, Parker Solar Probe , está planificada para su lanzamiento en 2015 y tiene como objetivo proporcionar mediciones in situ del campo magnético solar, el viento solar y la corona. Debe incluir un magnetómetro y un sensor de ondas de plasma, lo que permite observaciones sin precedentes para la sismología coronal.

Conclusiones

El potencial de la sismología coronal en la estimación del campo magnético coronal , la altura de la escala de densidad , la "estructura fina" (por lo que se entiende la variación en la estructura de una estructura no homogénea, como un bucle coronal no homogéneo) y el calentamiento, ha sido demostrado por diferentes investigaciones. grupos. El trabajo relacionado con el campo magnético coronal se mencionó anteriormente. Se ha demostrado que ondas magnetoacústicas lentas de banda suficientemente ancha, consistentes con las observaciones actualmente disponibles en la parte de baja frecuencia del espectro, podrían proporcionar la tasa de deposición de calor suficiente para calentar un bucle coronal . Con respecto a la altura de la escala de densidad, se han estudiado teóricamente las oscilaciones transversales de los bucles coronales que tienen tanto un área de sección transversal circular variable como una densidad de plasma en la dirección longitudinal. Se ha obtenido una ecuación diferencial ordinaria de segundo orden que describe el desplazamiento del eje del bucle. Junto con las condiciones de contorno, la resolución de esta ecuación determina las frecuencias propias y los modos propios. La altura de la escala de densidad coronal podría entonces estimarse utilizando la relación observada de la frecuencia fundamental y el primer sobretono de las oscilaciones de torsión del bucle. Poco se sabe de la estructura fina coronal. Se han estudiado las oscilaciones de desplazamiento Doppler en bucles de regiones activas calientes obtenidas con el instrumento de medición de radiación solar ultravioleta (SUMER) a bordo del SOHO. Los espectros se registraron a lo largo de una rendija de 300 segundos de arco colocada en una posición fija en la corona por encima de las regiones activas. Algunas oscilaciones mostraron propagación de fase a lo largo de la rendija en una o ambas direcciones con velocidades aparentes en el rango de 8-102 km por segundo, junto con distribuciones de intensidad y ancho de línea claramente diferentes a lo largo de la rendija. Estas características pueden explicarse por la excitación de la oscilación en un punto de base de un bucle coronal no homogéneo, por ejemplo, un bucle con estructura fina .

Referencias

enlaces externos

• Nakariakov, VM; Verwichte, E. (2005). "Ondas y oscilaciones coronales" . Reseñas vivientes en física solar . 2 (1): 3. Bibcode : 2005LRSP .... 2 .... 3N . doi : 10.12942 / lrsp-2005-3 .
• Roberts, B., Nakariakov, VM, "Sismología coronal: una nueva ciencia", Frontiers 15, 2003
• Verwichte, E., Diagnóstico de plasma mediante ondas MHD
• Stepanov, AV, Zaitsev, VV y Nakariakov, VM, "Coronal Sismology" Wiley-VCH 2012 ISBN   978-3527409945